4 Vesta

A Vesta foi descoberta pelo astrônomo alemão Heinrich Wilhelm Olbers em 29 de março de 1807. Ele permitiu que o proeminente matemático Carl Friedrich Gauss desse ao asteróide o nome da deusa virgem romana do lar e do coração, Vesta.

Após a descoberta da Vesta em 1807, não foram descobertos asteróides durante os 38 anos seguintes. Durante este tempo, os quatro asteróides conhecidos foram contados entre os planetas, e cada um tinha seu próprio símbolo planetário. A Vesta era normalmente representada por um braseiro estilizado ( ). Outros símbolos são e . Todos são simplificações do original .

A Vesta é o segundo corpo mais maciço na cintura de asteróides. A Vesta tem um interior diferente em relação à sua superfície. Está no Cinturão Principal Interno, a uma distância de cerca de 2,50 AU. É semelhante a 2 Pallas em volume (embora não esteja confirmado), mas um pouco mais maciço.

A forma da Vesta está próxima da forma de uma esfera por sua própria gravidade, mas a grande concavidade e o caroço no poste (ver "Características da superfície" abaixo) não se enquadravam no critério de ser considerada um planeta sob a IAU. Em qualquer caso, esta resolução foi rejeitada pelos membros da IAU e a Vesta continuará a ser chamada de asteróide. Entretanto, é possível que a Vesta possa ser listada como um planeta anão no futuro, se for determinado de forma convincente que sua forma é a partir do equilíbrio hidrostático.

Sua rotação é realmente rápida para um asteróide (5.342 h) e progride, com o pólo norte apontando na direção da ascensão direita 20 h 32 min, declinação +48° com uma incerteza de cerca de 10°. Isto dá uma inclinação axial de 29°.

Pensou-se que as temperaturas na superfície estavam entre cerca de -20°C com o sol acima, caindo para cerca de -190°C no pólo de inverno. As temperaturas típicas diurnas e noturnas são de -60°C e -130°C, respectivamente. Esta estimativa é para 6 de maio de 1996, muito próxima do periélio, enquanto os detalhes variam um pouco com as estações do ano.

Para a Vesta, há uma grande coleção de possíveis amostras à disposição dos cientistas, na forma de mais de 200 meteoritos HED, dando uma visão da história geológica e da estrutura da Vesta.

Pensa-se que a Vesta consiste em um núcleo metálico de ferro-níquel, acima com um manto rochoso de olivina, e uma crosta superficial. Desde o primeiro aparecimento das inclusões ricas em Ca-Al- (a primeira matéria sólida no Sistema Solar, formando cerca de 4567 milhões de anos atrás), uma linha de tempo provável é a seguinte:

• Acreção concluída após cerca de 2-3 milhões de anos.
• Fusão completa ou quase completa devido ao decaimento radioativo de ^26Al, levando à separação do núcleo metálico em cerca de 4-5 milhões de anos.
• Cristalização progressiva de um manto fundido conveccionante. A convecção parou quando cerca de 80% do material tinha se cristalizado, cerca de 6-7 milhões de anos.
• Extrusão do material fundido restante para formar a crosta. Seja como lavas basálticas em erupções progressivas, ou possivelmente formando um oceano magma de curta duração.
• As camadas mais profundas da crosta se cristalizam para formar rochas plutônicas, enquanto os basaltos mais antigos são metamorfosados devido à pressão das camadas superficiais mais novas.
• Esfriamento lento do interior.

A Vesta é o único asteróide intacto conhecido que foi reaparecido neste procedimento. No entanto, a presença de meteoritos de ferro e classes de meteoritos acondríticos sem corpos matrizes identificados indica que outrora existiam outros planetesimais diferenciados com histórias ígneas, que desde então foram quebrados por impactos.

Algumas características da superfície vestibular foram resolvidas utilizando o Telescópio Espacial Hubble e telescópios terrestres, por exemplo, o Telescópio Keck.

A característica mais notável da superfície é uma cratera muito grande que tem 460 km de diâmetro centrada perto do pólo sul. Sua largura é de cerca de 80% do diâmetro total da Vesta. O piso desta cratera está cerca de 13 km abaixo, e sua borda se eleva 4-12 km acima da área circundante, com relevo total de superfície de cerca de 25 km. Um pico central se eleva 18 km acima do piso da cratera. Pensa-se que o impacto responsável explodiu cerca de 1% do volume total da Vesta, e é provável que um grupo de asteróides menores conhecidos como a família Vesta sejam os restos desta colisão. Se este for o caso, então o fato de fragmentos de 10 km da família Vesta terem sobrevivido ao bombardeio até o presente, indica que a cratera tem apenas cerca de 1 bilhão de anos de idade ou menos. Seria também o local original de origem dos meteoritos HED. De fato, todos os asteróides conhecidos do tipo V considerados em conjunto representam apenas cerca de 6% do volume ejetado, com o restante presumivelmente ou em pequenos fragmentos, ejetados aproximando-se da fenda 3:1 de Kirkwood, ou perturbados pela pressão da radiação. Análises espectroscópicas das imagens de Hubble mostraram que esta cratera penetrou profundamente através de várias camadas distintas da crosta, e possivelmente no manto que é indicado por assinaturas espectrais de olivina. Curiosamente, a Vesta não foi perturbada nem reapareceu devido a um impacto desta magnitude.

Várias outras grandes crateras com cerca de 150 km de largura e 7 km de profundidade também estão presentes. Uma característica escura de cerca de 200 km de largura foi nomeada Olbers em homenagem ao descobridor da Vesta, mas não aparece em mapas de elevação como uma cratera fresca, e sua natureza é atualmente desconhecida, talvez uma antiga superfície basáltica. Ela serve como ponto de referência com o meridiano principal de 0° de longitude definido para passar por seu centro.

Os hemisférios oriental e ocidental mostram terrenos marcadamente diferentes. A partir de análises espectrais preliminares das imagens do Telescópio Espacial Hubble, o hemisfério oriental parece ter um terreno "highland" altamente reflexivo e fortemente craterado, com rochas antigas e poeirentas e crateras sondando em camadas plutônicas mais profundas da crosta. Por outro lado, grandes regiões do hemisfério ocidental são ocupadas por unidades geológicas escuras, consideradas basaltos de superfície.

Acredita-se que vários pequenos objetos do sistema solar sejam fragmentos da Vesta causados por colisões. Os asteróides Vestoid e os meteoritos HED são exemplos. O asteróide tipo V de 1929 Kollaa foi determinado a ter uma composição parecida com a cumulação de meteoritos eucrite, indicando sua origem nas profundezas da crosta da Vesta.

Como se acredita que vários meteoritos sejam fragmentos vestibulares, a Vesta é atualmente um dos cinco únicos corpos identificados do sistema solar para os quais temos amostras físicas, sendo os outros Marte, a Lua, o cometa Wild 2 e a própria Terra.

Comprovação de origem de meteoritos HED

Isto se baseia nos dados da sonda Dawn que orbitou a Vesta na faixa de asteróides durante 10 meses.

A Vesta é a fonte dos meteoritos HED, que são cerca de 6% de todos os meteoritos que caem na Terra. Estes meteoritos têm piroxeno, que é um mineral rico em ferro e magnésio. Isto foi combinado exatamente com as assinaturas minerais na superfície da Vesta capturadas pelos instrumentos da Dawn.

Seu tamanho e superfície excepcionalmente brilhante fazem da Vesta o asteróide mais brilhante, e ocasionalmente é visível a olho nu a partir de céus escuros (não poluídos pela luz). Recentemente, em maio e junho de 2007, a Vesta atingiu uma magnitude de pico de +5,4, a mais brilhante desde 1989.

Naquela época, a oposição e o periélio estavam separados por apenas algumas semanas. Era visível nas constelações Ophiuchus e Scorpius.

As oposições menos favoráveis durante o final do outono no Hemisfério Norte ainda têm Vesta a uma magnitude de cerca de +7,0. Mesmo quando em conjunto com o Sol, a Vesta terá uma magnitude de cerca de +8,5; assim, de um céu livre de poluição pode ser observada com binóculos mesmo em alongamentos muito menores do que em uma oposição próxima.